Tiểu sao Hải Vương

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
Buớc tưới chuyển hướng Bước tới tìm kiếm

Tiểu sao Hải Vương hoặc tiểu Hải Vương tinh (đôi khi được gọi là một sao lùn khí hoặc hành tinh chuyển tiếp) là một hành tinh lên có khối lượng đến 10 lần khối lượng Trái Đất M nhỏ hơn so với sao Thiên Vươngsao Hải Vương, có khoảng 14,5 M và 17 M , tương ứng. Các sao Hải Vương nhỏ có bầu khí quyển hydro - heli dày, có thể có các lớp băng, đá hoặc đại dương lỏng (làm từ nước, amoniac, hỗn hợp của cả hai hoặc các chất bay hơi nặng hơn). [1]

Các nghiên cứu lý thuyết về các hành tinh như vậy dựa trên kiến thức về Sao Thiên Vương và Sao Hải Vương. Nếu không có bầu khí quyển dày, nó sẽ được phân loại là một hành tinh đại dương thay thế.[2] Một đường phân chia ước tính giữa một hành tinh đá và một hành tinh khí là có bán kính khoảng 1.6-2.0 lần so với bán kính Trái đất. [3] [4] Các hành tinh có bán kính lớn hơn và khối lượng đo được chủ yếu là có mật độ thấp và cần một bầu khí quyển mở rộng để giải thích đồng thời khối lượng và bán kính của chúng, và các quan sát cho thấy các hành tinh lớn hơn khoảng 1,6 bán kính Trái Đất (và lớn hơn khoảng 6 khối lượng Trái Đất) chứa lượng chất bay hơi hoặc khí H-He đáng kể, có khả năng thu được trong quá trình hình thành.[5] [1] Các hành tinh như vậy dường như có sự đa dạng về thành phần không được giải thích rõ bằng mối quan hệ bán kính khối lượng đơn lẻ như được tìm thấy cho các hành tinh đá dày đặc hơn.[6] [7] [8] Kết quả tương tự được xác nhận bởi các nghiên cứu khác. [9] [10] [11] Về khối lượng, giới hạn dưới có thể thay đổi lớn đối với các hành tinh khác nhau tùy thuộc vào thành phần của chúng; khối lượng phân chia có thể khác nhau từ thấp như một đến lớn như 20 M

Xem thêm[sửa | sửa mã nguồn]

Tham khảo[sửa | sửa mã nguồn]

  1. ^ a ă D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2016). “In Situ and Ex Situ Formation Models of Kepler 11 Planets”. The Astrophysical Journal 828 (1): id. 33. Bibcode:2016ApJ...828...33D. arXiv:1606.08088. doi:10.3847/0004-637X/828/1/33. 
  2. ^ Optical to near-infrared transit observations of super-Earth GJ1214b: water-world or mini-Neptune?, E.J.W. de Mooij (1), M. Brogi (1), R.J. de Kok (2), J. Koppenhoefer (3,4), S.V. Nefs (1), I.A.G. Snellen (1), J. Greiner (4), J. Hanse (1), R.C. Heinsbroek (1), C.H. Lee (3), P.P. van der Werf (1),
  3. ^ Architecture of Kepler's Multi-transiting Systems: II. New investigations with twice as many candidates, Daniel C. Fabrycky, Jack J. Lissauer, Darin Ragozzine, Jason F. Rowe, Eric Agol, Thomas Barclay, Natalie Batalha, William Borucki, David R. Ciardi, Eric B. Ford, John C. Geary, Matthew J. Holman, Jon M. Jenkins, Jie Li, Robert C. Morehead, Avi Shporer, Jeffrey C. Smith, Jason H. Steffen, Martin Still
  4. ^ When Does an Exoplanet's Surface Become Earth-Like?, blogs.scientificamerican.com, 20 June 2012
  5. ^ D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2013). “Three-Dimensional Radiation-Hydrodynamics Calculations of the Envelopes of Young Planets Embedded in Protoplanetary Disks”. The Astrophysical Journal 778 (1): 77 (29 pp.). Bibcode:2013ApJ...778...77D. arXiv:1310.2211. doi:10.1088/0004-637X/778/1/77. 
  6. ^ Benjamin J. Fulton et al. "The California-Kepler Survey. III. A Gap in the Radius Distribution of Small Planets
  7. ^ Courtney D. Dressing et al. "The Mass of Kepler-93b and The Composition of Terrestrial Planets"
  8. ^ Leslie A. Rogers "Most 1.6 Earth-Radius Planets are not Rocky"
  9. ^ Lauren M. Weiss, and Geoffrey W. Marcy. "The mass-radius relation for 65 exoplanets smaller than 4 Earth radii"
  10. ^ Geoffrey W. Marcy, Lauren M. Weiss, Erik A. Petigura, Howard Isaacson, Andrew W. Howard and Lars A. Buchhave. "Occurrence and core-envelope structure of 1-4x Earth-size planets around Sun-like stars"
  11. ^ Geoffrey W. Marcy et al. "Masses, Radii, and Orbits of Small Kepler Planets: The Transition from Gaseous to Rocky Planets"

Liên kết ngoài[sửa | sửa mã nguồn]